Gromada galaktyk: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja nieprzejrzana] | [wersja przejrzana] |
Idioma-bot (dyskusja | edycje) m robot dodaje: ar, cs, fa, hr, lt, lv, nl, ru, zh |
m dr. tech. |
||
(Nie pokazano 41 wersji utworzonych przez 29 użytkowników) | |||
Linia 1: | Linia 1: | ||
[[ |
[[Plik:RS classific cluster.png|mały|prawo|350px|Klasyfikacja gromad galaktyk]] |
||
[[ |
[[Plik:Abell S740.jpg|thumb|Gromada galaktyk [[Abell S0740]]]] |
||
[[ |
[[Plik:Abell 520.PNG|thumb|200px|Gromada galaktyk [[Abell 520]] (kolor niebieski – [[ciemna materia]], kolor różowy – gorący gaz<ref>Govert Schilling, ''Ciemne sprawki'', w: [[Świat Nauki]] nr 1 (197) styczeń 2008, s. 12-13.</ref>)]] |
||
'''Gromada galaktyk''' |
'''Gromada galaktyk''' – skupisko od kilkudziesięciu do kilku tysięcy [[galaktyka|galaktyk]] tworzących [[układ fizyczny|układ związany]] [[grawitacja|grawitacyjnie]]. Mniejsze ugrupowania nazywane są [[grupa galaktyk|grupami]]. Galaktyki w gromadzie galaktyk poruszają się po skomplikowanych torach wokół [[środek masy|środka masy]] gromady, zazwyczaj znajdującego się w pobliżu największych galaktyk w gromadzie. Prędkości galaktyk w małych grupach galaktyk są rzędu 200 km/s, ale rosną do prędkości rzędu 800 km/s w dużych gromadach galaktyk<ref>M.R. Becker i in., 2007, ApJ, 669, 905</ref>. |
||
Gromady galaktyk nie zawsze mają dobrze określone „centrum” (jak [[układ planetarny]] czy [[galaktyka]]). W gromadach galaktyk występuje też stosunkowo gęsty i gorący [[ośrodek międzygalaktyczny]]. Obserwacje rentgenowskie wykazały, że w dużych i jasnych gromadach galaktyk temperatura tego gazu osiąga wartości od 10<sup>7</sup> do 10<sup>8</sup> K. [[Promieniowanie rentgenowskie]] emitowane przez ten gaz ma charakter termicznego [[promieniowanie hamowania|promieniowania hamowania]]. Masa gazu w gromadzie galaktyk jest porównywalna z masą zawartą w samych galaktykach, ale łączna masa galaktyk i gazu pomiędzy nimi nie wystarcza, aby grawitacyjnie związać gromadę. Niezbędna jest obecność [[ciemna materia|ciemnej materii]] o masie kilkukrotnie przewyższającej masę galaktyk i gazu, aby zapewnić dostatecznie silne [[pole grawitacyjne]], które uniemożliwia [[Prawo Hubble'a|ucieczkę galaktyk]] i gorącego gazu z gromady. W szczególności, pod koniec sierpnia 2006 zespół astronomów ze [[Steward Observatory]] w [[Tucson]] przy [[University of Arizona]]<ref>D. Clowe i in., 2006, ApJ, 648, L109</ref> potwierdził obserwacyjnie istnienie ciemnej materii w [[Gromada galaktyk 1E0657-558|gromadzie galaktyk Pocisk]]. |
|||
Gromady galaktyk nie mają dobrze określonego "centrum" (jak [[układ planetarny]] czy [[galaktyka]]), jednakże istnieją teorie, oparte na dokładnych danych obserwacyjnych<ref>Pod koniec sierpnia [[2006]] zespół astronomów ze [[Steward Obserwatory]] w [[Tucson]] w [[Arizona|Arizonie]] potwierdził obserwacyjnie istnienie ciemnej materii w [[gromada galaktyk Pocisk|gromadzie galaktyk Pocisk]]</ref>, głoszące, że skupianie się galaktyk w gromady jest związane z istnieniem skupisk [[Ciemna materia|materii ciemnej]], i że to wokół nich następuje gromadzenie się galaktyk. |
|||
== Rozmiary == |
|||
Gromady galaktyk mają rozmiary od jednego do dziesięciu milionów [[rok świetlny|lat świetlnych]] (0.3-3• [[prawo Hubble'a|h]]<sup>-1</sup> [[parsek|Mpc]]). |
|||
Gromady galaktyk mają rozmiary od jednego do dziesięciu milionów [[rok świetlny|lat świetlnych]] i masy rzędu 10<sup>14</sup> do 10<sup>15</sup> [[Masa Słońca|mas Słońca]]. Powstały one z pierwotnych zaburzeń gęstości materii o wysokiej amplitudzie<ref>Peebels, P.J.E., 1993, ''Physical Cosmology'', Princeton University Press</ref>, zaś rozkład mas hierarchicznie formujących się gromad można opisać matematycznie używając formalizmu Pressa-Schechtera<ref>Press W.H., Schechter P., 1974, Astrophysical Journal, 187, 425</ref>. Podczas grawitacyjnego kolapsu takiego zaburzenia, główną rolę w jego dynamice odgrywała ciemna materia obecna w gromadzie. Wypełniający gromadę gaz uległ wówczas podgrzaniu do wysokiej temperatury wskutek [[kompresja (fizyka)|kompresji adiabatycznej]] oraz przejścia [[fala uderzeniowa|fal uderzeniowych]] powstających w przepływie naddźwiękowym. W związku z tym jasność rentgenowska stanowi dobry miernik [[Potencjał grawitacyjny|potencjału grawitacyjnego]] danej gromady. |
|||
== Obserwacje gromad == |
|||
⚫ | |||
Odkrycie wielu gromad było możliwe dzięki obserwacjom przeprowadzonym przez satelity takie jak [[ROSAT]], [[ASCA]] i [[BeppoSAX]], zaś duża jasność gromad w zakresie rentgenowskim, rzędu 10<sup>43</sup> do 10<sup>45</sup> erg/s pozwala na ich detekcję nawet przy dużych odległościach kosmologicznych. |
|||
Gromady obserwuje się również w zakresie optycznym i w [[podczerwień|podczerwieni]], obrazując galaktyki należące do gromady i wyznaczając ich [[przesunięcie ku czerwieni]]. Gromady odkrywa się ponadto badając zaburzenia w rozkładzie [[mikrofalowe promieniowanie tła|mikrofalowego promieniowania tła]] wskutek jego rozproszenia w gorącym gazie ([[efekt Suniajewa-Zeldowicza]]). Jest to metoda pozwalająca oszacować masę gromady, niezależna od przesunięcia ku czerwieni. |
|||
Świecący w zakresie rentgenowskim gaz w gromadzie galaktyk powinien szybko się chłodzić wskutek emisji promieniowania. Ponieważ gęstość w gromadzie rośnie w kierunku jej centrum, to tam produkuje się najwięcej promieniowania i gaz chłodzi się najszybciej. Spadek ciśnienia tego gazu powoduje z kolei napływ materii z zewnętrznych obszarów gromady (ang. 'cooling flow'). Taki mechanizm powinien teoretycznie spowodować wychłodzenie gromady w skali czasowej miliona lat<ref>Fabian A.C., 1994, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 32, 277</ref>. Obserwacje o wysokiej rozdzielczości, przeprowadzone przez teleskop [[XMM-Newton]], nie wykazały jednak obecności linii emisyjnych, które powinny być charakterystyczne dla gazu o temperaturze poniżej 3 keV<ref>Rosati i in., 2002, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 40, 539</ref>. Wśród proponowanych wyjaśnień, co może być źródłem dodatkowego grzania gazu w gromadach galaktyk, proponuje się przede wszystkim [[galaktyka aktywna|aktywne jądra galaktyk]], [[promieniowanie kosmiczne]], a także eksplozje [[supernowa|supernowych]]. |
|||
⚫ | |||
⚫ | |||
* [[Abell 2218]] |
|||
* [[Gromada galaktyk 1E0657-558|Gromada Pocisk]] |
|||
* [[Przegląd zagadnień z zakresu astronomii i astronautyki|Podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii]] |
|||
Odległa gromada [[COSMOS-AzTEC3]], odkryta dzięki obserwacjom kosmicznych teleskopów [[Kosmiczny Teleskop Spitzera|Spitzer]], [[Teleskop kosmiczny Chandra|Chandra]] i [[Kosmiczny Teleskop Hubble’a|Hubble]], jest położona 12,6 miliardów lat świetlnych od Ziemi. |
|||
⚫ | |||
Odkryta przez należący do [[Europejskie Obserwatorium Południowe|ESO]] [[Very Large Telescope]] w [[Chile]] gromada CL J1449+0856 ma przesunięcie ku czerwieni z = 2,07, co oznacza, że widzimy ją tak jak wyglądała 3 miliardy lat po [[Wielki Wybuch|Wielkim Wybuchu]]<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1108/ The Most Distant Mature Galaxy Cluster]</ref>. |
|||
Oprócz gromad, galaktyki tworzą także jeszcze większe struktury, zwane [[supergromada|supergromadami galaktyk]]. |
|||
⚫ | |||
* [[grupa galaktyk]] |
|||
* [[Katalog gromad Abella]] |
|||
== Przypisy == |
|||
{{Przypisy}} |
{{Przypisy}} |
||
{{Galaktyki}} |
|||
{{Kontrola autorytatywna}} |
|||
⚫ | |||
[[ar:مجموعات وعناقيد المجرات]] |
|||
[[ca:Cúmul de galàxies]] |
|||
[[cs:Kupa galaxií]] |
|||
[[da:Galaksehob]] |
|||
[[de:Galaxienhaufen]] |
|||
[[en:Galaxy groups and clusters]] |
|||
[[es:Agrupaciones galácticas]] |
|||
[[eo:Galaksiamaso]] |
|||
[[fa:خوشه کهکشانی]] |
|||
[[fr:Amas de galaxies]] |
|||
[[hr:Galaktički skupovi]] |
|||
[[io:Galaxiala grupo]] |
|||
[[it:Gruppi e ammassi di galassie]] |
|||
[[he:צביר גלקסיות]] |
|||
[[lv:Galaktiku grupas un kopas]] |
|||
[[lt:Galaktikų spiečius]] |
|||
[[nl:Cluster (astronomie)]] |
|||
[[ja:銀河団]] |
|||
[[ru:Скопление галактик]] |
|||
[[sk:Skupina galaxií]] |
|||
[[fi:Galaksijoukko]] |
|||
[[sv:Galaxhop]] |
|||
[[vi:Quần tụ thiên hà]] |
|||
[[zh:星系团]] |
Aktualna wersja na dzień 12:33, 16 mar 2024
Gromada galaktyk – skupisko od kilkudziesięciu do kilku tysięcy galaktyk tworzących układ związany grawitacyjnie. Mniejsze ugrupowania nazywane są grupami. Galaktyki w gromadzie galaktyk poruszają się po skomplikowanych torach wokół środka masy gromady, zazwyczaj znajdującego się w pobliżu największych galaktyk w gromadzie. Prędkości galaktyk w małych grupach galaktyk są rzędu 200 km/s, ale rosną do prędkości rzędu 800 km/s w dużych gromadach galaktyk[2].
Gromady galaktyk nie zawsze mają dobrze określone „centrum” (jak układ planetarny czy galaktyka). W gromadach galaktyk występuje też stosunkowo gęsty i gorący ośrodek międzygalaktyczny. Obserwacje rentgenowskie wykazały, że w dużych i jasnych gromadach galaktyk temperatura tego gazu osiąga wartości od 107 do 108 K. Promieniowanie rentgenowskie emitowane przez ten gaz ma charakter termicznego promieniowania hamowania. Masa gazu w gromadzie galaktyk jest porównywalna z masą zawartą w samych galaktykach, ale łączna masa galaktyk i gazu pomiędzy nimi nie wystarcza, aby grawitacyjnie związać gromadę. Niezbędna jest obecność ciemnej materii o masie kilkukrotnie przewyższającej masę galaktyk i gazu, aby zapewnić dostatecznie silne pole grawitacyjne, które uniemożliwia ucieczkę galaktyk i gorącego gazu z gromady. W szczególności, pod koniec sierpnia 2006 zespół astronomów ze Steward Observatory w Tucson przy University of Arizona[3] potwierdził obserwacyjnie istnienie ciemnej materii w gromadzie galaktyk Pocisk.
Rozmiary
[edytuj | edytuj kod]Gromady galaktyk mają rozmiary od jednego do dziesięciu milionów lat świetlnych i masy rzędu 1014 do 1015 mas Słońca. Powstały one z pierwotnych zaburzeń gęstości materii o wysokiej amplitudzie[4], zaś rozkład mas hierarchicznie formujących się gromad można opisać matematycznie używając formalizmu Pressa-Schechtera[5]. Podczas grawitacyjnego kolapsu takiego zaburzenia, główną rolę w jego dynamice odgrywała ciemna materia obecna w gromadzie. Wypełniający gromadę gaz uległ wówczas podgrzaniu do wysokiej temperatury wskutek kompresji adiabatycznej oraz przejścia fal uderzeniowych powstających w przepływie naddźwiękowym. W związku z tym jasność rentgenowska stanowi dobry miernik potencjału grawitacyjnego danej gromady.
Obserwacje gromad
[edytuj | edytuj kod]Odkrycie wielu gromad było możliwe dzięki obserwacjom przeprowadzonym przez satelity takie jak ROSAT, ASCA i BeppoSAX, zaś duża jasność gromad w zakresie rentgenowskim, rzędu 1043 do 1045 erg/s pozwala na ich detekcję nawet przy dużych odległościach kosmologicznych. Gromady obserwuje się również w zakresie optycznym i w podczerwieni, obrazując galaktyki należące do gromady i wyznaczając ich przesunięcie ku czerwieni. Gromady odkrywa się ponadto badając zaburzenia w rozkładzie mikrofalowego promieniowania tła wskutek jego rozproszenia w gorącym gazie (efekt Suniajewa-Zeldowicza). Jest to metoda pozwalająca oszacować masę gromady, niezależna od przesunięcia ku czerwieni.
Świecący w zakresie rentgenowskim gaz w gromadzie galaktyk powinien szybko się chłodzić wskutek emisji promieniowania. Ponieważ gęstość w gromadzie rośnie w kierunku jej centrum, to tam produkuje się najwięcej promieniowania i gaz chłodzi się najszybciej. Spadek ciśnienia tego gazu powoduje z kolei napływ materii z zewnętrznych obszarów gromady (ang. 'cooling flow'). Taki mechanizm powinien teoretycznie spowodować wychłodzenie gromady w skali czasowej miliona lat[6]. Obserwacje o wysokiej rozdzielczości, przeprowadzone przez teleskop XMM-Newton, nie wykazały jednak obecności linii emisyjnych, które powinny być charakterystyczne dla gazu o temperaturze poniżej 3 keV[7]. Wśród proponowanych wyjaśnień, co może być źródłem dodatkowego grzania gazu w gromadach galaktyk, proponuje się przede wszystkim aktywne jądra galaktyk, promieniowanie kosmiczne, a także eksplozje supernowych.
Najbliższą nam gromadą galaktyk jest gromada w Pannie w gwiazdozbiorze Panny (inaczej zwana Virgo, od łacińskiej nazwy tego gwiazdozbioru). Odległa jest o około 48 milionów lat świetlnych.
Odległa gromada COSMOS-AzTEC3, odkryta dzięki obserwacjom kosmicznych teleskopów Spitzer, Chandra i Hubble, jest położona 12,6 miliardów lat świetlnych od Ziemi.
Odkryta przez należący do ESO Very Large Telescope w Chile gromada CL J1449+0856 ma przesunięcie ku czerwieni z = 2,07, co oznacza, że widzimy ją tak jak wyglądała 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu[8].
Oprócz gromad, galaktyki tworzą także jeszcze większe struktury, zwane supergromadami galaktyk.
Zobacz też
[edytuj | edytuj kod]Przypisy
[edytuj | edytuj kod]- ↑ Govert Schilling, Ciemne sprawki, w: Świat Nauki nr 1 (197) styczeń 2008, s. 12-13.
- ↑ M.R. Becker i in., 2007, ApJ, 669, 905
- ↑ D. Clowe i in., 2006, ApJ, 648, L109
- ↑ Peebels, P.J.E., 1993, Physical Cosmology, Princeton University Press
- ↑ Press W.H., Schechter P., 1974, Astrophysical Journal, 187, 425
- ↑ Fabian A.C., 1994, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 32, 277
- ↑ Rosati i in., 2002, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 40, 539
- ↑ The Most Distant Mature Galaxy Cluster